EL OBSERVATORIO ESPACIAL HERSCHEL Pere...

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EL OBSERVATORIO ESPACIAL HERSCHEL

Pere PlanesasObservatorio Astronómico Nacional

yCentro Nacional de Información Geográfica

Instituto Geográfico Nacional - Ministerio de Fomento

Javier Graciá CarpioFractal SLNE

yObservatorio Astronómico Nacional

Abstract

The Herschel Space Observatory will be the first astronomical missionto study the cold Universe at far-infrared and submillimeter wavelengths.Its mail goal is to look at the formation of stars and galaxies. It will carrythe largest telescope ever launched and three complementary scientificinstruments. In this paper we describe the telescope, instruments, operationand main scientific objectives, as well as the OAN/CNIG participationin the design, construction and scientific core program of the heterodyneinstrument HIFI.

Introducción

El Observatorio Espacial Herschel, conocido también por sus siglas eninglés HSO y coloquialmente como “Herschel”, es la siguiente gran misióncientífica en astronomía que la Agencia Europea del Espacio (ESA) va a

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lanzar, acompañada de Planck, una misión para el estudio de la radiacióncósmica de fondo. Herschel es un vehículo espacial de gran tamañoequipado con un telescopio de 3,5 m de diámetro destinado a observarel universo durante más de 3 años en un rango espectral prácticamenteinexplorado hasta la fecha, al no ser observable desde la superficie terrestrey al requerir sistemas de medida que no se han desarrollado hasta muyrecientemente. Sus tres instrumentos científicos cubren las regiones delespectro electromagnético conocidas como infrarrojo lejano (FIR, en sussiglas en inglés) y submilimétrico o, más precisamente, detectará radiaciónemitida o absorbida por los astros entre las longitudes de onda de 55 y 672µm1. Tras su lanzamiento, actualmente previsto en 2008, funcionará comoun observatorio astronómico multiusuario disponible para la comunidadcientífica mundial.

Este vehículo fue bautizado como Observatorio Espacial Herschel en lareunión The promise of FIRST que tuvo lugar en Toledo (España) en di-ciembre de 2000. Inicialmente denominado Far-InfraRed and Submillime-ter Space Telescope (Telescopio Espacial para el Infrarrojo Lejano y Sub-milimétrico), se decidió entonces nombrarlo con el apellido del descubri-dor de la radiación infrarroja, justo dos siglos antes, el músico y astrónomoFriedrich Wilhelm (William) Herschel (1783-1822).

El Observatorio Espacial Herschel, con su gran telescopio de 3,5 m, sussensibles detectores y su elevada resolución espectroscópica, superará enmucho la capacidad de los telescopios espaciales en infrarrojo lanzadoshasta la fecha, alcanzándose así la mayoría de edad de la astronomíadel infrarrojo lejano, pues se dispondrá de espectrometría en todo esterango y una elevada resolución espacial. En 1983 se lanzó el satélite IRAS(InfraRed Astronomical Satellite), equipado con un telescopio refrigeradode 57 cm de diámetro y que observó el universo durante diez meses a laslongitudes de onda de 12, 25, 60 y 100 µm. En 1995 la ESA lanzó el satéliteISO (Infrared Space Observatory), equipado con un telescopio de 60 cm,que fué operativo hasta 1998 observando el universo a longitudes de ondaentre 2,5 y 240 µm con detectores entre 4 y 1000 veces más sensibles queIRAS y con una cierta capacidad espectroscópica de baja resolución. Eltelescopio espacial Spitzer, lanzado por la NASA en 2003 y operativo almenos hasta 2008, está equipado con un telescopio de 85 cm de diámetroy es capaz de obtener imágenes a varias longitudes de onda entre 3,6 y160 µm y espectroscopía de baja resolución entre 5 y 38 µm. El satélitejaponés Akari lanzado en 2006 ha dejado de funcionar en frio el pasado 26de agosto de 2007, después de casi quince meses dedicado a cartografiarcasi todo el cielo en seis bandas a longitudes de onda entre 9 y 180 µm conun telescopio de 68 cm refrigerado a −267◦C. Estas observaciones son degran interés para las misiones Herschel y Planck, por lo que la ESA y otrosinstitutos europeos participan en su análisis.

1Una micra es una milésima de milímetro: 1 µm = 10−6 m

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Figura 1: Imágenes artísticas de los observatorios IRAS, ISO, Spitzery Akari (cortesía de ESA, NASA y JAXA).

Herschel está diseñado para observar el universo “frio”, es decir aque-llos astros que hallándose a temperaturas menores de unos cientos de gra-dos Kelvin2 tienen su máxima emisión de ondas electromagnéticas a laslongitudes de onda en que operan sus instrumentos. El énfasis de las in-vestigaciones se pondrá en asuntos pendientes del mayor interés científico,como son, entre otros: (1) la búsqueda de las protogalaxias más antiguas,su evolución, en particular en la asociación de los intensos brotes de for-mación estelar y de la actividad en los núcleos de las galaxias del universoprimitivo; (2) el nacimiento y evolución de las estrellas y de sus sistemasplanetarios; (3) la física y química del medio interestelar, en particular me-diante el estudio del agua, y (4) el estudio de los astros más frios del sistemasolar.

El observatorio espacial

La misión Herschel es liderada por Göran Pilbratt, de la ESA. Esta insti-tución construye todo el vehículo excepto los tres instrumentos científicos,cuya integración en el observatorio y su verificación ha llevado también acabo. Herschel mide aproximadamente 4 m de diámetro, lo máximo quepermite el lanzador Ariane 5, y 7.5 m de longitud. En el momento del lan-zamiento tendrá una masa de unos 3 170 kg, incluyendo los 2 160 litros(346 kg) de helio líquido superfluido destinado a la refrigeración de losinstrumentos. Su progresiva pérdida será la que determine su tiempo deoperación, que inicialmente se estima en 3,5 años. Herschel consta de trespartes, además de una gran pantalla, parcialmente recubierta de panelessolares, que protegerá del calentamiento solar y terrestre los elementos quedeben funcionar a la menor temperatura posible, como son el telescopio yel criostato.

2La escala de grados Kelvin toma como origen la temperatura teórica más baja posible,conocida como “cero absoluto”, que corresponde a −273,15◦C, y conserva la mismadimensión para los grados que la escala habitual de grados centígrados o Celsius.


Figura 2: Elementos principales del Observatorio Espacial Herschel.

El telescopio

En un extremo se encuentra el telescopio, de tipo Cassegrain. Es decir,consta de un reflector principal de perfil parabólico que refleja la radiaciónincidente según su eje en un reflector secundario de perfil hiperbólico que,a su vez, refleja dicha radiación hacia el centro del reflector principaldonde una abertura permite que la radiación se encamine hacia los tresinstrumentos de medida. El reflector principal, o antena, tiene un diámetrode 3,5 m, el máximo que permite el lanzador para un telescopio hecho deuna sola pieza, es decir que no sea desplegable. Es mayor que cualquierade los telescopios ópticos o infrarrojos que han sido puestos en órbita hastala fecha, incluido el Telescopio Espacial Hubble. El reflector secundario,o subreflector, es mucho menor, de 31 cm de diámetro, y está sujeto portres pares de soportes de titanio. Dado que éstos y el subreflector se hallanenfrente del reflector principal, constituyen un obstáculo a la radiación quese intenta detectar, por lo que se ha tratado de reducir lo máximo posiblesu tamaño y, por lo tanto, sus efectos de bloqueo y de dispersión sobre talradiación.

La calidad de los elementos ópticos (reflector y subreflector) debeser tal que se comporten como un espejo para la radiación incidente.Ello significa que su rugosidad y su diferencia con respecto de la figurageométrica teórica debe ser mucho menor que la longitud de onda detrabajo. Las medidas del telescopio que se han realizado en laboratorio ala temperatura de funcionamiento han revelado que las desviaciones (enel sentido cuadrático medio, o rms) son de 5,5 µm, lo que asegura un


funcionamiento óptimo hasta longitudes de onda de 82 µm y bueno hastalas 55 µm.

Figura 3: Antena de 3,5 m de diámetro del HSO: (1) Esquema de unsistema Cassegrain. (2) Esquema de la estructura de la antena. (3)Fotografía de la antena montada.

Otro de los fuertes requisitos impuestos al telescopio es que su tempera-tura debe ser lo más baja posible a fin de que su propia radiación contribu-ya poco a lo detectado por los instrumentos y apenas perturbe las medidasa realizar. Con tal propósito se ha construido con carburo de silicio (SiC),que además asegura su ligereza (315 kg), recubierto de aluminio reflectantey una fina capa protectora de óxido de silicio. El conjunto se ha protegidocon la pantalla solar antes citada. Todo ello asegura una baja emisividad,muy bajas variaciones y bajos gradientes en su temperatura que reduciríansu rendimiento, y favorece que su enfriamiento pasivo en el espacio per-mita alcanzar una temperatura de 80 K, o sea de −193◦C. La necesidad deuna temperatura lo más baja posible eliminó la posibilidad de que Herschelorbitara la Tierra como hace, por ejemplo, el Telescopio Espacial Hubble,pues en este caso la emisión térmica de la propia Tierra no permitiría en-friar la antena por debajo de 100 K ni aseguraría la estabilidad térmicanecesaria.

Los dos módulos

Tras el telescopio se encuentra el Módulo de Carga cuyo elementoprincipal es el criostato de 2,5 m de altura y 2 m de diámetro que, enfriadohasta 1,7 K mediante el helio superfluido, contiene las correspondientesunidades del plano focal (FPU) de los tres instrumentos. Los elementos deestas FPUs, en especial los detectores, se enfrían a muy bajas temperaturas,


alcanzando en algún caso temperaturas inferiores de 0,3 K, o sea de unos−273◦C. En la parte exterior del criostato se encuentran algunos equiposcomplementarios de los instrumentos y las sujeciones de la pantalla solary del propio telescopio.

Figura 4: Criostato instalado en un banco de pruebas.

El resto del equipo, que corresponde a la alimentación eléctrica, la elec-trónica de control, los motores, la parte no refrigerada de los instrumentoscientíficos, el almacenamiento y procesado de datos, y las comunicaciones,se encuentra en el otro extremo del vehículo, constituyendo el Módulo deServicio.

Los tres instrumentos científicos

La construcción de cada uno de los tres instrumentos científicos delos que consta Herschel ha sido llevada a cabo por un consorcio deinstitutos de investigación, observatorios y departamentos de universidad,cada uno de los cuales ha aportado aquella técnica en que es experto oincluso líder a nivel europeo. Para participar, cada institución ha tenidoque demostrar frente al Investigador Principal del instrumento su capacidad


para diseñar el equipo correspondiente de manera que dé las mejoresprestaciones, su capacidad para producirlo con características espacialesy la disponibilidad de los fondos necesarios para todo ello. Las agenciasnacionales de subvención de proyectos espaciales han debido dar el apoyonecesario durante el largo periodo de tiempo que exige un desarrollode este tipo, típicamente superior a una década. En el caso de España,han intervenido el Ministerio de Educación y Ciencia, a través del PlanNacional del Espacio, y el CDTI (Centro para el Desarrollo TecnológicoIndustrial).

Figura 5: Unidad del plano focal (FPU) del instrumento heterodinoHIFI. Las FPUs son los elementos que necesitan ser refrigerados atemperaturas cercanas al cero absoluto (−273,15◦C) y, por ello, seinstalan en un banco óptico en la parte superior del criostato.

El instrumento HIFI

Es el instrumento heterodino de Herschel (Heterodyne Instrument forthe Far-Infrared), un sistema que permite analizar el espectro electro-magnético a unas frecuencias mucho menores que las de observacióny, gracias a ello, alcanzar una resolución espectral muy elevada, hastaR = λ/∆λ ∼ 107, sólo alcanzable actualmente en Radioastronomía. Enel caso extremo, permitirá alcanzar una resolución en velocidad tan bajacomo 0,02 km/s. Este fue uno de los requisitos del diseño, junto con lacapacidad de realizar exploraciones espectrales de manera eficiente y conalta resolución en toda su banda, que debía alcanzar desde las transicionesdel O2 y del carbono a ∼ 610 µm hasta la transición a 158 µm del ión C+.


HIFI permitirá medir miles de líneas espectrales de átomos, moléculas eiones del medio interestelar y de envolturas de estrellas, en el rango de 157a 625 µm, o sea de 480 a 1910 GHz3, un rango prácticamente inaccesibledesde radiotelescopios situados en la superficie terrestre. Se realizarán asíinventarios de moléculas en muy diversos entornos (regiones de formaciónestelar, nebulosas difusas, discos protoplanetarios, galaxias cercanas, etc),y permitirá analizar muchas transiciones de una de las moléculas másinteresantes del universo, la del agua. Con ello se pretende avanzar enel conocimiento de la interacción cíclica entre las estrellas y la materiainterestelar en las galaxias.

Para ello dispone de 14 receptores heterodinos, que cubren siete bandasen dos polarizaciones independientes (5 de ellos cubren de manera continuael rango de 480 a 1250 GHz y los otros dos de 1410 a 1910 GHz), locual redunda en una mejor sensibilidad y en redundancia ante fallos. Estosreceptores se basan en tecnologías punteras, empleando mezcladores deseñal tipo superconductor-aislador-superconductor (SIS) y tipo bolómetrode electrones calientes (HEB), seguidos de una etapa de amplificación (IF1)de muy bajo ruido y banda ancha, diseñada y construida en los laboratoriosdel Centro Astronómico de Yebes, del Observatorio Astronómico Nacional(OAN). En la construcción de HIFI han participado 20 institutos de 12paises liderados por Thijs de Graauw, del Instituto Holandés para laInvestigación Espacial (SRON).

Figura 6: Instituciones participantes en el Consorcio de HIFI, típicacolaboración para construir un instrumento científico espacial.

31 GHz = 109 Hz es una unidad de medida de la frecuencia apropiada para estas longitudesde onda. Frecuencia (ν) y longitud de onda (λ) se relacionan entre sí mediante la expresión:νλ = 299792 GHz µm.


El instrumento PACS

Se trata de una cámara fotométrica a la vez que espectrométrica quecubre el rango de menor longitud de onda de Herschel. Cubre con gransensibilidad un rango esencial para el estudio de la historia de la formaciónestelar y la actividad nuclear en las galaxias, el estudio de envolturascircunestelares y su influencia en la química interestelar, y el nacimientode las estrellas.

Figura 7: Unidad del plano focal (FPU) del instrumento PACS(cortesía de MPE).

El instrumento PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer)ha sido concebido, diseñado y construido por un consorcio de 14 institutosde 6 paises liderados por Albrecht Poglitsch, del Instituto Max-Planck paraFísica Extraterrestre (Alemania). Es el instrumento que cubre las longitudesde onda más cortas, entre 55 y 210 µm. Consta de dos cámaras bolométricasde 32× 16 y 64× 32 píxeles que operan en tres bandas anchas (llamadastambién “colores”), de 65− 85, 85− 130 y 130− 210 µm, pudiendo estaúltima observarse simultáneamente con una de las otras dos. La cámaracubre en el cielo un campo de 1,75′×3,5′.

PACS también puede usarse como cámara espectrómetrica de resoluciónmedia, midiéndose 16 valores espectrales contiguos en cada una de las5×5 posiciones del cielo que observa simultáneamente. En este modo secubre un campo de 47′′×47′′ en el cielo con una resolución espectral quedepende de la longitud de onda de observación. En la más baja se obtieneuna resolución de R = 5000, mientras que a la más elevada se obtiene unaresolución de 1000.


El instrumento SPIRE

Este instrumento cubre un rango del espectro electromagnético parecidoa HIFI, pero hace incapié en la sensibilidad fotométrica, mientras quela resolución espectral que alcanza es baja o moderada. Es un elementocomplementario tanto de HIFI como de PACS y que puede ser usadoen paralelo con éste. Los objetivos principales de este instrumento sonla investigación de la formación de galaxias en el universo remoto y elestudio de las primeras etapas del nacimiento de las estrellas, cuando laprotoestrella está aún sumergida en el medio interestelar donde se formó.

Figura 8: Esquema y montaje parcial de la unidad del plano focal(FPU) del instrumento SPIRE.

El instrumento SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Receiver) hasido concebido, diseñado y construido por un consorcio de 16 institutosen 8 paises, liderados por Matt Griffin, de la Universidad de Cardiff(Reino Unido). Complementa a PACS a las longitudes de onda más largas,de 194 a 672 µm, disponiendo de tres cámaras fotométricas y de unacámara espectrométrica de baja resolución. Las tres cámaras fotométricasoperan simultáneamente en las bandas de 250, 360 y 500 µm. Las trescubren un mismo campo de 4′ × 8′ en el cielo, aunque con píxeles dedistinto tamaño. El espectrómetro en transformada de Fourier permite laobservación simultánea de toda una banda desde 194 a 672 µm con bajaresolución espectral (R entre 40 y 1000) cubriendo un campo en el cielo de2′×2′.

Participación del OAN/CNIG

Los astrónomos e ingenieros del OAN han estado involucrados en elproyecto Herschel desde su concepción inicial hace unos veinte años. Es-pecialistas en las técnicas de Radioastronomía (tanto en el uso de radiote-lescopios como en el desarrollo de equipos para ellos), la participación se


decantó de manera natural hacia el instrumento HIFI, que emplea técnicasy modos de observación típicos en Radioastronomía de alta frecuencia. Lasinvestigaciones realizadas con HIFI supondrán una extensión a más altasfrecuencias (submilimétricas e infrarrojo lejano) de las que actualmente serealizan en el OAN a frecuencias milimétricas utilizando radiotelescopiossituados en alta montaña.

Figura 9: Amplificadores criogénicos de bajo ruido y banda anchaconstruidos por el OAN/CNIG para el instrumento HIFI. El de laizquierda corresponde al diseño realizado para los receptores 1 a 5 yel de la derecha para los receptores 6 y 7.

Desde el punto de vista técnico, esta colaboración suponía extender laexperiencia del equipo de ingenieros en amplificadores criogénicos de bajoruido al sector espacial. Su amplia experiencia lograda en la década de 1990en el diseño y la construcción de amplificadores criogénicos de arseniurode galio (GaAs) para la frecuencia intermedia de receptores que operanen ondas milimétricas y submilimétricas hizo que los amplificadores delOAN fueran considerados los mejores de Europa por sus prestaciones deruido, ganancia, planitud de la banda, etc. Los retos de participar en HIFIconsistían, primero, en demostrar su capacidad para diseñarlos y realizarloscon los novedosos dispositivos de fosfuro de indio (InP) jamás usandosen el espacio y raramente en tierra, superando las exigentes prestacionesrequeridas por el Consorcio de HIFI, como son un bajo consumo deenergía, menor a 5 mW, una banda ancha de 4 GHz y muy bajo ruido,menor a 5 K. Tras ello se formalizó el encargo, y después se transfirióeste conocimiento de I+D a la industria espacial española. Ambos retosfueron superados satisfactoriamente. En total se han construido más de 50amplificadores (prototipos, modelos de demostración, de cualificación, devuelo y repuestos ), la mayoría de ellos (40) cualificados espacialmente.

Desde el punto de vista astrofísico, la participación en HIFI supone paralos astrónomos del OAN el acceso a una parte del espectro electromagné-tico prácticamente inexplorada, que debe permitir avanzar en el conoci-miento de los diversos campos de investigación en que dichos astrónomosestán involucrados desde hace años. Tales son el estudio de las regiones y


procesos de formación estelar, el de las nebulosas y envolturas alrededor deestrellas viejas, y el de las condiciones físicas y químicas del medio inter-estelar en otras galaxias, claves para comprender el nacimiento de estrellasy la actividad del núcleo en ellas.

Por razones operativas y de gestión, la contribución española a HIFI serealiza desde el Centro Nacional de Información Geográfica (CNIG), confondos provistos inicialmente por el MCyT y actualmente por el MEC,dentro del Plan Nacional del Espacio, y con el soporte técnico y científicodel OAN, ambas instituciones, OAN y CNIG, dependientes de la DirecciónGeneral del Instituto Geográfico Nacional. Pere Planesas es el investigadorprincipal de esta contribución.

Otras participaciones españolas

España participa en la construcción de los tres instrumentos científicosde Herschel. La contribución en PACS y SPIRE es realizada por el Institutode Astrofísica de Canarias bajo el liderazgo, respectivamente, de JordiCepa e Ismael Pérez Fournón. La mayor contribución se realiza en PACS,para el que se ha construido la unidad de procesamiento de la señal ycompresión de datos, además de contribuciones a cada Centro de Controldel Instrumento (ICC).

La contribución al ICC de HIFI, que se inició en el CNIG/OAN,actualmente se lleva a cabo en el Departamento de Astronomía Moleculare Infrarroja, del CSIC, liderada por J. Martín-Pintado. Por otra parte,en el CNIG se están desarrollando aplicaciones web para la difusiónrápida de los resultados del programa clave liderado por el OAN, unade las exigencias de los consorcios de los instrumentos de Herschel. Enlas páginas web http://www.oan.es/hifi/ se encontrará ademásinformación complementaria recopilada o redactada por Javier Graciá.

En la construcción de Herschel y sus instrumentos han participado másde una docena de empresas españolas del sector espacial o relacionadascon él, además de empresas de desarrollo de software científico, como son,entre otras: Alcatel Espacio, CRISA, EADS CASA, Fractal, GMV, INTA,MASA, RYMSA, Sener, Tecnológica y TTI Norte.

Órbita y operaciones

Herschel y Planck serán enviados al espacio simultáneamente con unlanzador Ariane 5 ECA (que permite cargas dobles) desde el CentroEspacial Guyanés situado a una latitud de 5◦, cerca de Kourou, en el litoralde la Guayana Francesa, en Sudamérica. Ambos vehículos espacialesseguirán sendas trayectorias independientes que los situarán en órbitaalrededor del segundo punto lagrangiano (L2) del sistema Tierra-Sol, un


punto de equilibrio situado en la prolongación de la línea recta que une elSol y la Tierra. Este punto se encuentra a 1,5 millones de km de la Tierra,unas cuatro veces más lejos que la Luna. Herschel se encontrará, pues, enórbita alrededor del Sol pero, a pesar de encontrarse más lejos de él quela Tierra, su periodo será igual al de ésta pues, por su cercanía, ésta lo“arrastrará”. Visto desde la Tierra, Herschel parecerá describir una ampliatrayectoria de Lissajous alrededor del punto L2, llegando a alejarse de élhasta 800.000 km y con un periodo de medio año. La distancia a la Tierravariará entre 1,2 y 1,8 millones de km. Al tratarse de una órbita inestable,se corregirá una vez al mes.

Figura 10: Puntos de Lagrange del sistema Sol-Tierra. Herschelorbitará alrededor del punto L2, tal como se indica en el esquemade la derecha.

Durante el recorrido hasta su órbita en L2, una vez estabilizado ensus tres ejes y tras la última corrección de trayectoria prevista para eldía decimosegundo de viaje, se iniciarán el enfriamiento del telescopioy la verificación del funcionamiento de todos los instrumentos y equiposde Herschel, fase de commissioning que se prevé dure a lo sumo tresmeses. La apertura de la cubierta del criostato, a un mes o dos tras ellanzamiento, supondrá la primera luz para el observatorio. Se realizaránmedidas de algunas fuentes de radiación, predominantemente del sistemasolar, para evaluar su rendimiento, eficiencia, apuntado, estabilidad ydemás características esenciales para su buen funcionamiento, incluido elprocesado y envio de datos. Al final de esta fase Herschel se encontrará ensu órbita definitiva.

A continuación se dedicarán al menos dos meses a la fase de demostra-ción científica, en que se optimizará su funcionamiento y se determinarála sensibilidad real de los instrumentos, conociéndose así las capacidadesdel nuevo observatorio espacial. Tras esta etapa se harán públicas las pri-meras imágenes y los primeros espectros, tomados hacia astros de especialinterés, tanto para los científicos como para el público en general. Se reali-zarán reuniones de trabajo para informar a los científicos de las consecuen-cias de estos resultados y de la posible necesidad de variar sus estrategias


de observación para optimizar el uso del observatorio. Se planea dedicarun máximo de 6 meses tras el lanzamiento al conjunto de las tareas des-critas, tras las cuales se iniciarán las operaciones científicas rutinarias quedeberán durar al menos 3 años, hasta que se agote el helio necesario parasu buen funcionamiento.

Durante las operaciones científicas, se dedicarán 21 horas diarias a lasobservaciones astronómicas, maniobras y diversas calibraciones, que serealizarán de modo autónomo. Tres horas diarias se dedicarán al contactocon el Centro de Control de la Mision (situado en el European SpaceOperations Control Centre en Darmstadt, Alemania) para la descarga de losdatos tomados durante el día, vía la estación de Perth (Australia) o, en casode emergencia, de la de Cebreros (España). Previamente, los datos (unos8 Gbits por día) habrán sido comprimidos digitalmente para aprovechar almáximo el ritmo de transmisión de 130 kbps. Para la verificación de sucalidad, los datos se remitirán al Centro Científico de Herschel (HSC) quese encuentra en el Centro Astronómico Espacial Europeo (ESAC), con sedeen Villafranca del Castillo, cerca de Madrid (España). Su contrapartidanorteamericana se encontrará en el centro de datos y científico paraastronomía infrarroja IPAC en Pasadena (California).

Los procedimientos de calibración y de procesado estándar de los datosde cada instrumento se llevarán a cabo en los sendos Centro de Control delInstrumento (ICC) que se han organizado para tal propósito. Cada uno deellos tiene su sede en el mismo instituto que ha liderado la construccióndel instrumento en cuestión y cuenta con la colaboración de las demásinstituciones de los respectivos consorcios. La reducción de datos finalserá llevada a cabo por los astrónomos que participan en cada una de laspropuestas de observación, contando con el apoyo del ICC correspondienteal instrumento usado.

Objetivos científicos

Se considera que habrá unas 20.000 horas (mil días) de observacióndisponible para realizar las observaciones científicas. Una fracción de estetiempo será asignada al Centro Científico de Herschel, como compensacióna los astrónomos que dedican su tiempo a las calibraciones, apuntado yplanificación de observaciones, y hasta un 4 % adicional podrá ser usadode forma discrecional por el Investigador Principal (IP), asignándose aobservaciones de gran interés o que no pueden esperar (un astro variable,un cometa especialmente brillante, una nueva medida sugerida por uninteresante resultado inesperado, etc.).


Figura 11: Imagen en el infrarrojo lejano (a 90 y 140 µm) de la regiónde Cygnus X tomada por Akari en julio de 2007 (cortesía de JAXA).

Los programas clave

El tiempo de observación con Herschel se repartirá en varios bloques.Uno de ellos, equivalente al 32 % del total, corresponde a los ProgramasClave de Tiempo Garantizado. Los programas clave son grandes proyectosde investigación, de más de 200 horas de observación, que hacen uso decapacidades únicas de Herschel para abordar temas científicos importantesde manera completa, en base a realizar observaciones de manera uniformey coherente a fin de producir bases de datos de alto valor para la comunidadcientífica, tanto en la actualidad como en el futuro, cuando nuevos instru-mentos puedan complementarlos. Aquellos programas clave que formanparte del Tiempo Garantizado corresponden a los que se han planteado enel seno de los consorcios que han construido cada uno de los instrumentosy que son el retorno al que tienen derecho por la inversión realizada (tantoen fondos como en horas de trabajo) por su participación. El día 4 de abrilde 2007 se presentaron 21 Programas Clave de Tiempo Garantizado paraser evaluados por un comité de expertos (entre los que se encuentra R. Ba-chiller, director del OAN) establecido por el Centro Científico de Herschel(HSC), que los aprobaron total o parcialmente.

Otra fracción importante del tiempo de observación, que puede llegar aser de otro tercio del total, corresponderá a los Programas Clave de TiempoAbierto, es decir aquellos que, satisfaciendo los mismos requisitos que


los ya aprobados, son propuestos por equipos de científicos de todo elmundo, hayan o no participado en la construcción de los instrumentos.Se espera que se presenten decenas de propuestas que serán evaluadassiguiendo los procedimientos habituales de evaluación por un comité,asignándose tiempo de observación a las mejores. En la reunión científicasobre programas clave de tiempo abierto que tuvo lugar en la sede de laESA en Noordwijk (Holanda) en febrero de 2007 se defendieron al menos40 ideas para posibles propuestas. El día 28 de febrero de 2008 se harápública la lista de propuestas de este tipo aprobadas.

El resto del tiempo de observación se dedicará principalmente a pro-puestas normales de tiempo abierto a toda la comunidad científica. Es de-cir, se tratará de propuestas de observaciones de duración corta o mediaque pretenden abordar estudios muy específicos. Habrá al menos dos con-vocatorias para presentar tales propuestas, la primera de las cuales tendrálugar en 2008.

La participación del OAN

Varios científicos de esta institución han estado involucrados duranteaños en la definición de los programas clave más relacionados con su áreade mayor experiencia. Asímismo, participan en los trabajos preparatoriosnecesarios, tales como la realización de observaciones complementariascon radiotelescopios terrestres o el modelado de la transferencia de laradiación que se va a observar en ciertos tipos de astros. Los programasclave de tiempo garantizado aprobados en los que astrónomos del OANparticipan a nivel de co-Investigadores son:

Observaciones de agua y monóxido de carbono en envolturas deestrellas AGB (rama gigante asintótica), prenebulosas planetarias ynebulosas planetarias (V. Bujarrabal (IP), J. Alcolea, P. Planesas).

Agua en regiones de formación estelar (R. Bachiller, M. Tafalla, A.Fuente).

El medio interestelar denso y caliente (A. Fuente, P. de Vicente).

Condiciones físicas y químicas del medio interestelar en núcleosgalácticos (S. García Burillo, P. Planesas).

Exploraciones espectrales en regiones de formación estelar (A.Fuente, M. Tafalla).

Es decir, se participa en la mayoría de programas clave garantizadosdel consorcio de HIFI. Es de destacar que uno de los programas claveaprobados está liderado por un astrónomo del OAN, tanto más cuanto


la contribución española en HIFI en términos económicos no es grande.Posiblemente han influido tanto la probada experiencia de V. Bujarrabal ycolaboradores en el OAN en este área de investigación, como el esfuerzorealizado por el equipo de ingenieros del Centro Astronómico de Yebes(J.D. Gallego, I. López Fernández, M. C. Diez, A. Barcia) en su continuadisponibilidad y asistencia desinteresada y entusiasta a otros grupos delconsorcio en el diseño y la integración de sus propios equipos en HIFI,como también la participación activa del CNIG/OAN en la resolución decrisis que han supuesto desembolsos de fondos y esfuerzos adicionales.

Está prevista la participación de otros astrónomos de plantilla y becariospre o postdoctorales del OAN en estos proyectos científicos, como investi-gadores asociados, así como su participación en las propuestas de tiempoabierto que actualmente (agosto de 2007) se están preparando.

Figura 12: Despegue de un Ariane 5 (cortesía de ESA).

El lanzamiento

A fecha de hoy la ESA mantiene como fecha más tardía para ellanzamiento de Herschel el 31 de julio de 2008. Sin embargo, los retrasoshabidos en la entrega y verificación de los instrumentos de Herschel, asícomo los habidos con Planck, pueden obligar a retrasar este lanzamientoprevisiblemente en medio año, lo que obligaría a gastos adicionales quela ESA quiere evitar. Por ello, se están realizando grandes esfuerzos paramantener como fecha de lanzamiento la prevista. El plan científico, losanuncios de oportunidades para el uso de Herschel y el desarrollo de


software para el análisis de los datos de cada instrumento, se mantienenusando como referencia la fecha oficial de lanzamiento.

Se prevé que las actividades asociadas a Herschel terminen en cuantolas últimas observaciones calibradas y depuradas hayan sido almacenadasen el archivo final, lo que previsiblemente ocurrirá al menos seis años trassu lanzamiento. Dicho archivo será accesible, por ejemplo vía ObservatorioAstronómico Virtual, y se espera que sea una referencia útil para losastrónomos durante décadas, como lo ha sido el archivo de su predecesorIRAS.

Figura 13: Imagen artística del Observatorio Espacial Herschel, HSO(cortesía de ESA).

Referencias

http://sci.esa.int/herschelhttp://herschel.jpl.nasa.gov/http://herschel.esac.esa.inthttp://www.ipac.caltech.edu/Herschel/http://smsc.cnes.fr/HERSCHEL/http://www.oan.es/hifi/

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